La relación periodo-luminosidad de las Cefeidas

Para objetos más distantes, uno necesita usar métodos secundarios, que necesitan ser calibrados basándose en las distancias medidas usando los métodos primarios. El más importante de los métodos secundarios es la relación periodo-luminosidad de las Cefeidas, descubierto por Henrietta Leavitt. Esta relación debe ser calibrada basándose en la distancia de las Cefeidas clásicas.

En 1913, Ejnal Hertzprung (1873-1967) usó el movimiento del Sol () con respecto al sistema local en reposo (LSR) para proporcionar una línea de base mayor para mediciones de paralaje. Usando este paralaje secular, pudo determinar la distancia de las Cefeidas con periodo de 6.6 días.

Shapley utilizó el mismo procedimiento para calibrar la relación de periodo-luminosidad:

(9.14)

El término de color toma en consideración el ancho finito de la la banda de inestabilidad en el diagrama H-R. Las Cefeidas clásicas tiene color .

Después de determinar la magnitude absoluta, uno necesita saber la magnitud aparente para determinar el módulo de distancia. Si la extinción es conocida, es posibe deducir, a partir de ésta, la distancia.

En 1917, Shapley midió la distancia de las Cefeidas de población II en cúmulos globulares, estimando el diámetro de la Viá Láctea en 100 kpc y la distancia del Sol al centro de nuestra galaxia en 15 kpc.

En 1923, Hubble descubrió Cefeidas en M31 y calculó una distancia de 285 kpc (el valor moderno es de 770 kpc).

Note que el método de Cefeidas fue aplicado para determinar distancias antes de que cualquiera supiera el mecanismo que causa el fenómeno. Esto fue, obviamente, un error, puesto que el hecho de no saber la física detrás del fenómeno introduce incertidumbres en la estimación de las distancias.

  • En aquel momento no se conocía que, de hecho, hay 3 tipos de estrellas pulsantes.
  • El papel de la extinción por polvo interestelar tampoco era conocido.

Mientras Leavitt trabajaba con Cefeidas de población I, Shapley, por otra parte, trabajaba con Cefeidas de población II. Estas son 1.5 magnitudes más débiles y, en consecuencia, menos luminosas por un factor de 4. Por suerte para Shapley, su relación periodo-luminosidad era correcta, pero su calibración introduciría errores si uno tratara de aplicarla a Cefeidas de población I.

Este fue el error de Hubble, quien, asumiendo una magnitud absoluta demasiado alta, subestimó la distancia de M31. En general, las estrellas eran, por lo tanto, consideradas más débiles y cercanas en lugar de más luminosas y lejanas. En consecuencia, se creía que las galaxias estaban a ½ de su distancia y tenían ½ su tamaño.

Las observaciones de Shapley, por otra parte, estaban plagadas de extinción por polvo. Interpretó el carácter tenue de las estrellas observadas como debido a las grandes distancias, sobreestimando la distancia de los cúmulos globulares. Al final, esto sugiere que la Viá Láctea es más grande que cualquer otra galaxia en su vecindad.

La prueba de Robert Trumpler (1886-1956) de la extinción interestelar, en 1930, remedió parte del problema. El resto del rompecabezas fue resuelto en 1952, cuando Walter Baade (1893-1960) anunció el descubrimiento de dos diferentes tipos de Cefeidas. Aplicando estas dos correcciones, se duplicaron las distancias y los tamaños de las galaxias, siendo la Viá Láctea tan sólo un poco más pequeña que M31.

La extinción debida al polvo es aún un problema para el método de Cefeidas. La observación en el NIR no ayuda, puesto que la Cefeidas son más tenues por 3 magnitudes en esta banda.

Las Cefeidas conocidas más remotas están en NGC 4751, una galaxia en el núcleo del cúmulo de Virgo, a una distancia estimada de 14.9 ± 1.2 Mpc.

Los errores típicos en distancia con este método son de 7% para el LMC y de 15% para galaxias distantes. Como las Cefeidas tienen magnitud absoluta de , cubren una región similar a las novas ~ 20 Mpc.